136108 Haumea

z Wikipédie, slobodnej encyklopédie
Prejsť na: navigácia, hľadanie
Haumea
2003EL61art.jpg
Objavenie A
Objaviteľ Mike Brown a kol.
Dátum objavenia 28. december 2004
Označenie planétok 2003 EL61 B
Kategória Transneptúnsky objekt
Orbitálne (obehové) vlastnosti C
Epocha 18. 8. 2005 (JD 2453600,5)
Excentricita (výstrednosť) (e) 0,18874
Veľká polos (a) 6484 Gm (43,335 AU)
Perihélium (q) 5260 Gm (35,164 AU)
Afélium (Q) 7708 Gm (51,526 AU)
Obežná doba (P) 104 234 d (285,4 a)
Priemerná obežná rýchlosť 4,484 km/s
Uhol sklonu dráhy k ekliptike (i) 28,19°
Dĺžka výstupného uzla (Ω) 121,90°
Argument perihélia (ω) 239,51°
Stredná anomália (M) 198,07°
Fyzikálne vlastnosti
Rozmery ~ 1960×1520×1 000 km
(~ 1 500 km)
Hmotnosť (4,2±0,1) × 1021 kg
Hustota 2,6–3,3 g/cm³
Povrchová gravitácia 0,44 m/s²
Úniková rýchlosť 0,84 km/s
Rotačná perióda 0,16314 ± 0,00001 d
(3,9154 ± 0,0002 h)
Spektrálna trieda ?
Absolútna veľkosť 0,1
Albedo 0,7 ± 0,1
Priemerná povrchová teplota 32±3 K

136108 Haumea (pôvodné označenie 2003 EL61) je planétka Kuiperovho pásu a piata pomenovaná trpasličia planéta. Patrí medzi najväčšie objekty tejto oblasti, zvláštne je však to, že na rozdiel od iných veľkých telies nemá guľový tvar. Jej najdlhšia os má priemer porovnateľný s priemerom Pluta.

Objavili ju pravdepodobne súčasne dve skupiny vedcov na Caltechu a Observatóriu Sierra Nevada. Jej objav bol oznámený 28. decembra 2004. Obieha okolo Slnka po veľmi excentrickej dráhe, čo sa pripisuje jej priblíženiu k Neptúnu v dávnej minulosti. Rotácia je vzhľadom na jej veľkosť veľmi rýchla, jedna otočka okolo svojej osi jej trvá štyri hodiny. Teleso je pravdepodobne kamenné a na povrchu pokryté ľadom. Obiehajú ho dva malé mesiačiky, vďaka ktorým sa podarila určiť hmotnosť telesa (32% hmotnosti Pluta). Obidva mesiačiky sú veľmi malé, väčší z nich má iba 0,2% hmotnosti materského telesa, ale vďaka nim sa astronómom podarilo získať veľa dôležitých faktov o celom systéme. Predpokladá sa, že jeho nezvyčajný predĺžený tvar je následkom kolízie, ktorú teleso podstúpilo počas vzniku slnečnej sústavy.

Obežné dráhy mesiacov sú veľmi blízke kružniciam. Väčší mesiac obehne okolo Haumey za 49 dní, menší obieha po bližšej dráhe raz za 34 dní.

17. septembra 2008 bol objekt oficiálne zaradený do skupiny trpasličích planét a pomenovaný po Havajskej bohyni pôrodov a plodnosti. Jeho mesiačiky dostali pomenovanie Hi’iaka a Namaka.

Klasifikácia[upraviť | upraviť zdroj]

Haumea je plutoid,[1] čo je označenie pre trpasličie planéty obiehajúce za dráhou Neptúna. Podľa definície je trpasličou planétou teleso dostatočne hmotné na to, aby vplyvom vlastnej gravitácie získalo guľatý tvar, ale nevyčistilo svoje okolie od iných, podobných objektov. Hoci Haumea svojím tvarom ani zďaleka nepripomína guľu, jej elipsoidný tvar je pravdepodobne výsledkom rýchlej rotácie a nie nedostatočnej gravitácie.[2][3] Haumea bola taktiež pôvodne zaradená medzi tzv. „klasické objekty Kuiperovho pásu“, tiež označované ako kubewaná, ktoré patria medzi najpočetnejšiu skupinu známych transneptúnskych telies.[4] Trajektória, po ktorej planétka obieha okolo Slnka, však naznačuje, že Haumea rezonuje s Neptúnom v pomere 12:7, čo ju zaraďuje medzi tzv. rezonančné transneptúnske telesá.[5][6]

Obežná dráha[upraviť | upraviť zdroj]

Obežné dráhy Haumey (žltá) a Pluta (červená) v porovnaní s obežnou dráhou Neptúnu (šedá)

Haumea má obežnú dráhu typickú pre klasické objekty Kuiperovho pásu, s obežnou dobou 285 pozemských rokov a sklonom obežnej dráhyrovine ekliptiky 28°. Perihéliom vo vzdialenosti 35 astronomických jednotiek[7] prejde v decembri 2133.[8] Aféliom naposledy prešla začiatkom roku 1992[9] a znovu sa tak stane až v roku 2277. V súčasnosti je jej vzdialenosť od Slnka väčšia než 50 astronomických jednotiek.

Obežná dráha Haumey má o niečo výstrednejší charakter ako dráhy ostatných členov jej rodiny. Dôvodom je pravdepodobne slabá dráhová rezonancia 12:7 s Neptúnom, kvôli ktorej sa mohla obežná dráha Haumey v priebehu poslednej miliardy rokov mierne pozmeniť vplyvom Kozaiovho efektu, ktorý spôsobuje zväčšovanie výstrednosti obežnej dráhy na úkor jej sklonu.[10]

Obežná dráha Haumey je pomerne nestabilná a najmä v perihéliu sa dostáva pod vplyv Neptúnu, takže je možné, že teleso v ďalekej budúcnosti (až miliarda rokov) zamieri smerom do vnútorných častí slnečnej sústavy. Keďže jeho povrch je pokrytý tenkou vrstvou ľadu, zmenilo by sa na kométu desaťtisíckrát jasnejšiu ako kométa Hale-Bopp.

Haumea dosahuje zdanlivú hviezdnu veľkosť 17,5, a je teda ľahko pozorovateľná aj veľkým amatérskym ďalekohľadom. Je tretí najjasnejší objekt Kuiperovho pásu po Plute a Makemake. Všetky planéty a väčšina planétok sa už od svojho vznikuprotoplanetárnom disku slnečnej sústavy pohybujú po dráhach v spoločnej rovine, a preto sa aj väčšina raných pokusov o nájdenie vzdialených objektov sústredila na tú časť oblohy, kde sa táto spoločná rovina premieta, t. j. na ekliptiku. Neskôr však začali astronómovia hľadať aj telesá, ktoré boli odklonené na dráhy s väčším sklonom, a tiež vzdialenejšie telesá s pomalším stredným denným pohybom.[11] Výsledkom týchto prieskumov oblohy bol nakoniec aj objav Haumey.

Fyzikálna charakteristika[upraviť | upraviť zdroj]

Haumea v porovnaní so Zemou a s ďalšími transneptúnskymi telesami Eris, Pluto, Makemake, Sedna, Orcus, Quaoar a Varuna.

Mesiace obiehajúce okolo Haumey umožnili astronómom pomocou 3. Keplerovho zákona vypočítať hmotnosť celého systému. Výsledok výpočtu, 4,006 ± 0,04×1021 kg,[12] dosahuje 28 % hmotnosti systému PlutoCháron a 5 % hmotnosti Mesiaca. Prakticky všetka táto hmotnosť je sústredená priamo v materskom telese.

Jasnosť Haumey vykazuje veľké výkyvy v priebehu 4-hodinových periód, čo možno vysvetliť jedine takouto krátkou dobou rotácie telesa. Je to nielen najrýchlejšia rotácia zo všetkých známych hydrostaticky rovnovážnych telies v slnečnej sústave, ale taktiež najrýchlejšia rotácia zo všetkých známych telies s priemerom väčším než 100 km. Táto rýchla rotácia telesa je pravdepodobne dôsledkom zrážky s iným objektom, pri ktorej vznikli mesiace Haumey a ďalšie telesá jej rodiny.[13]

Veľkosť akéhokoľvek telesa slnečnej sústavy sa dá odvodiť z jeho zdanlivej jasnosti, vzdialenosti a hodnoty albeda. Telesá sa môžu pozemským pozorovateľom zdať jasné z toho dôvodu, že sú veľké, alebo majú veľmi odrazivý povrch. Pokiaľ astronómovia poznajú mieru ich odrazivosti (albedo), potom môžu zhruba odhadnúť aj ich veľkosti. U väčšiny vzdialených telies nie je albedo známe, ale Haumea je dostatočne veľká a jasná na to, aby bolo možné zmerať jej tepelné vyžarovanie, z ktorého astronómovia dokážu odvodiť hodnotu jej albeda, a teda aj veľkosť.

Tvar Haumey zistili vedci z fotometrie (sledovania jasnosti a jej zmien) po podrobnej interpretácii svetelnej krivky.[14] Výpočty presných rozmerov však komplikuje jej rýchla rotácia. Fyzikálne zákony platné pre rotáciu tvárnych telies predpovedajú, že telesu ako Haumea stačí pri tejto rýchlosti otáčania na nadobudnutie rovnovážneho tvaru trojosého elipsoidu menej než 100 dní. Väčšinu zmien jasnosti Haumey pravdepodobne nespôsobujú miestne rozdiely v albede, ale tým, že pozorovateľom na Zemi sa toto rotujúce teleso nastavuje striedavo zboku a zhora.

Vypočítané rozmery Haumey sú 1960×1518×996 km. Vľavo sú znázornené najmenšie a najväčšie rovníkové siluety (1960×996 km a 1518×996 km), vpravo je pohľad na pól (1960×1 518 km)

Rotácia a amplitúda svetelnej krivky Haumey umožňujú odvodiť jej zloženie. Pokiaľ by Haumea mala nízku hustotu (ako Pluto) s hrubým ľadovým plášťom pokrývajúcim malé kamenné jadro, potom by ju rýchla rotácia pretiahla oveľa viac, ako naznačujú zmeny v jej jasnosti. Astronómovia tak došli k záveru, že hustota telesa sa pohybuje v rozpätí 2,6 – 3,3 g/cm³. To by znamenalo, že Haumea sa skladá (podobne ako veľa iných telies slnečnej sústavy) z kremičitých minerálov ako olivín či pyroxén. Táto hornina je pokrytá relatívne tenkou vrstvou ľadu. Hrubý ľadový plášť, ktorý je typickejší pre objekty Kuiperovho pásu, mohol vymrštiť impakt, ktorý vytvoril všetky telesá jej rodiny.

Čím je teleso nachádzajúce sa v hydrostatickej rovnováhe hustejšie, tým guľatejší tvar musí mať (s ohľadom na rýchlosť jeho rotácie). Tento fakt umožňuje vymedziť rozmery Haumey. Vzhľadom na to, že jej hmotnosť a rotácia je presne známa a hustotu možno odvodiť sa zistilo, že Haumea má pozdĺž svojej najdlhšej osi priemer približne rovnaký ako Pluto, a medzi pólmi asi polovičný. Pretože však zatiaľ u tohto telesa neboli pozorované žiadne zákryty, či už hviezd alebo jeho vlastných mesiacov, neexistujú zatiaľ (na rozdiel od Pluta) ani žiadne priame merania týchto rozmerov.

Astronómovia zostavili niekoľko modelov, z ktorých vyplývajú rôzne rozmery. Prvý model, zostavený Rabinowitzom et al. krátko po objave Haumey v roku 2005, vychádza z pozorovaní svetelnej krivky viditeľného spektra pozemnými teleskopmi. Výsledok meraní závisí na tom, pod akým uhlom vidíme os rotácie. Pri uhle 90° a uvažovanom albede 0,73 by rozmery telesa boli 1960x1518x996 km, pričom najkratšia os je zároveň osou rotácie. Autori štúdie pokladajú za pravdepodobné, že os rotácie sa kryje s rovinou obežnej dráhy satelitu Hi´iaka, čo by znamenalo, že tento uhol má veľkosť 86°, a skutočné rozmery Haumey sú veľmi blízke týmto údajom. Pokiaľ by však pól osi rotácie smeroval viac k Zemi, potom by tvar telesa bol ešte pretiahnutejší. Keby mal súčasne aj menšie albedo (0,6), potom by pri uhle 47° rozmery Haumey boli 2500x1080x860 km.[15]

Z inej analýzy svetelnej krivky, ktorú koncom roku 2006 zverejnili Pedro Lacerda a David C. Hewitt z havajského Institute for Astronomy, vyšiel priemer ekvivalentného guľatého telesa 1 450 km.[16] Na základe fotometrických pozorovaní infračerveného žiarenia s vlnovou dĺžkou 70 mikrometrov, ktoré urobil Spitzerov vesmírny ďalekohľad, bol zase vypočítaný priemer 1150+250-100 km a albedo 0,84+0,1-0,2.

Tieto nezávislé odhady rozmerov sa pohybujú okolo stredného geometrického priemeru 1 400 km. To by znamenalo, že ide o tretie či štvrté najväčšie transneptúnske teleso, aké bolo doteraz objavené, hneď po Eris, Plute a možno aj po Makemake, väčšie než Sedna, Orcus či Quaoar.[17]

Povrch[upraviť | upraviť zdroj]

Kolísanie svetelnej krivky Haumey zapríčinené jej tvarom ovplyvňuje rovnakým spôsobom všetky jej farebné zložky. Pedro Lacerda však zaznamenal aj isté farebné odlišnosti, a to vo viditeľnom spektre aj v oblasti blízkej infračervenému spektru. Zdá sa, že na povrchu telesa je oblasť, ktorá sa svojou farbou a albedom líši od ostatných častí. Haumea teda môže mať škvrnitý povrch podobne ako Pluto, aj keď nie až tak veľmi.[18]

V roku 2005 ďalekohľady KeckGemini získali svetelné spektrá Haumey, ktoré svedčili o prítomnosti kryštalického ľadu podobného tomu na povrchu Plutovho mesiaca Cháron.[19] To je veľmi prekvapivé, pretože kryštalický ľad sa tvorí pri teplotách prevyšujúcich 110 K (-160°C), zatiaľ čo povrchová teplota Haumey je nižšia než 50 K (−220 °C). Pri takejto teplote sa tvorí amorfný ľad.[19] Navyše štruktúra kryštalického ľadu je pri neustálom bombardovaní kozmickým žiarením a slnečným vetrom, ktorému je povrch transneptúnskych telies vystavený, nestabilná.[19] Za týchto podmienok by sa kryštalický ľad mal premeniť na amorfný do desiatich miliónov rokov,[20] a transneptúnske objekty sa nachádzajú na svojich dráhach v chladných oblastiach slnečnej sústavy už miliardy rokov. Na vzdialených telesách, kde ľad obsahuje organické zlúčeniny ako tholín (napríklad Pluto), radiácia taktiež spôsobí, že povrch sčervená a stmavne. Preto možno zo spektra a farby Haumey usúdiť, že ona aj ostatní členovia jej skupiny prešli udalosťou, ktorá zmenila ich povrch a vytvorila na ňom čerstvý ľad.[21]

Haumea je podobne jasná ako sneh a jej albedo je v rozpätí 0,6 – 0,8, čo zodpovedá kryštalickému ľadu.[15] Iné veľké transneptúnske telesá, ako napr. Eris, majú albedo zrejme tiež také vysoké alebo aj vyššie.[22] Zdá sa, že 66 až 80 % povrchu Haumey je z čistého kryštalického vodného ľadu, ku ktorého vysokej odrazivosti prispieva možno aj kyanovodík alebo íly s obsahom fylosilikátov.[19] Prítomné môžu byť tiež anorganické soli kyanovodíku, ako napríklad kyanid meďnato-draselný.[19] Na rozdiel napr. od telesa Makemake[23] sa v spektre Haumey nenachádza žiadne merateľné množstvo metánu, čo znamená, že metánový ľad v ňom netvorí viac než 10 %. To by zodpovedalo dočasnému otepleniu spôsobenému kolíziou, ktoré by podobné prchavé látky z povrchu odstránilo.[19]

Mesiace[upraviť | upraviť zdroj]

V roku 2005 Brownov tím na observatóriu Keck objavil, že okolo Haumey obiehajú dva mesiace, (136108) Haumea I Hiʻiaka a (136108) Haumea II Namaka.[1][24]

Satelit Hiʻiaka, ktorý tím pôvodne neoficiálne prezýval Rudolph (podľa jedného zo sobov Santa Clausa[25]) bol objavený 26. januára 2005.[26] Z dvojice mesiacov je to ten väčší, jasnejší a od materského telesa vzdialenejší. Má priemer asi 310 km[27] a Haumeu obehne vo vzdialenosti 50 tisíc km[8] po takmer kruhovej dráhe raz za 49 dní.[27] Absorpčné čiary v infračervenom spektre na vlnových dĺžkach 1,5 a 2 mikrometra naznačujú, že väčšina povrchu je pokrytá takmer čistým kryštalickým vodným ľadom.[28] Neobvyklé spektrum spolu s podobnými absorpčnými čiarami v spektre Haumey viedli Browna s kolegami k záveru, že tento systém zrejme nevznikol gravitačným zachytením menších telies, ale že mesiace sú skôr fragmenty samotnej Haumey.

Namaka, menší a bližšie obiehajúci satelit, bol objavený 30. júna 2005 a spočiatku ho neoficiálne nazývali Blitzen po ďalšom sobovi. Jeho hmotnosť je len jednou desatinou hmotnosti satelitu Hiʻiaka a Haumeu obehne po veľmi eliptickej dráhe raz za 18 dní vo vzdialenosti 39 tisíc km.[8] Jeho obeh gravitačne narúša väčší mesiac. Podľa údajov z roku 2008 je jeho sklon voči dráhe väčšieho mesiaca 13°.[29]

Skupiny transneptúnskych telies
Rozloženie skupín transneptúnskych telies

██ rodina Haumey

██ iné kubewaná

██ plutína, Neptúnovi trojánia a iné rezonančné transenptúnske telesá

██ telesá rozptýleného disku

██ telesá skupiny kentaurov

V súčasnosti sú obežné dráhy oboch mesiacov voči Zemi orientované takmer bočne, takže občas môže dôjsť k zákrytu.[30] Pozorovanie takýchto prechodov by mohlo upresniť informácie o rozmeroch a tvare Haumey aj samotných satelitov, podobne ako sa to podarilo koncom 80. rokov 20. storočia pri pozorovaní Pluta a Cháronu.[31] Zmeny jasnosti systému v priebehu zákrytov budú nepatrné, čo kladie pomerne vysoké nároky na kvalitu pozorovacieho zariadenia.[32] K zákrytu Hiʻiaky došlo naposledy v roku 1999, t. j. len niekoľko rokov pred objavom Haumey, a ďalší nastane až za približne 130 rokov.[33] Iná situácia je u Namaky. Zatiaľ čo u pravidelne obiehajúcich mesiacov sú zákryty vzácne, vďaka vplyvu, aký má na obeh Namaky Hiʻiaka, bude teraz jej dráha v priaznivom uhle po dobu niekoľkých rokov.[29][32]

Rodina Haumey[upraviť | upraviť zdroj]

Haumea je najväčší člen rodiny telies, ktorá sa zrejme vytvorila potom, ako bol jej väčší predchodca zničený zrážkou s iným telesom.[13][34] Odhaduje sa, že prvotné teleso bolo veľké približne ako Pluto.[35] Ide o prvú skupinu telies identifikovanú medzi transneptúnskymi objektmi a okrem Haumey a jej mesiacov zahŕňa nasledujúce planétky:

  • (24835) 1995 SM55 (odhadovaný priemer 700 km)
  • (19308) 1996 TO66 (500 km)
  • (55636) 2002 TX300 (600 km)
  • (120178) 2003 OP32 (700 km)
  • (145453) 2005 RR43 (700 km)[6]

Tieto telesá majú podobný charakter spektra blízko infračervenej oblasti.[14] Z podobného spektra vyplýva podobné zloženie a z neho je zase možné usudzovať na rovnaký pôvod týchto telies.

Existencia tejto skupiny naznačuje, že Haumea a jej potomkovia majú pôvod v rozptýlenom disku. Aj keby sme vzali do úvahy celú dobu existencie slnečnej sústavy, v dnešnom veľmi riedkom Kuiperovom páse by bola pravdepodobnosť podobnej kolízie 0,1 percenta. Skupina sa nemohla vytvoriť v Kuiperovom páse ani v dobách, kedy bol oveľa hustejší, pretože by ju svojou gravitáciou roztrhal Neptún v priebehu svojej migrácie na dnešnú obežnú dráhu. Táto dávna migrácia Neptúna je zrejme tiež dôvodom, prečo je dnes v Kuiperovom páse tak málo telies. Preto sa zdá pravdepodobné, že skupina pochádza z dynamického rozptýleného disku, kde je možnosť podobnej zrážky oveľa vyššia.[36]

Skupina je dnes už pomerne rozptýlená, muselo trvať miliardy rokov, kým došla do tohto stavu. Kolízia, ktorá ju vytvorila, sa teda odohrala už niekedy v ranej histórii slnečnej sústavy.[6] Impakt však nemusel byť príliš silný, pretože v tejto oblasti slnečnej sústavy aj mierna kolízia vedie k veľkým zmenám dráh telies.[14]

Pomenovanie a mytológia[upraviť | upraviť zdroj]

Kalifornský tím pôvodne nazýval teleso familiárnym menom „Santa“ pretože ho objavili 28. decembra 2004, t. j. krátko po Vianociach.[37] 29. júla 2005 dostalo oficiálne predbežné označenie 2003 EL61, ktoré sa však vzťahovalo k dátumu španielskej objavovej snímky, z roku 2003. 7. septembra 2005 teleso dostalo katalógové číslo a bolo zaradené do katalógu Minor Planet Center ako (136108) 2003 EL61. Pravidlá Komisie pre nomenklatúru malých telies stanovujú, že klasické telesá Kuiperovho pásu majú byť pomenúvané podľa mytologických bytostí súvisiacich so stvorením,[38] a tak v súlade s touto konvenciou David Rabinowitz z kalifornského tímu v septembri 2006 navrhol pre teleso a jeho mesiace mená z havajskej mytológie so zdôvodnením, že tak bude vzdaná pocta miestu, kde boli tieto mesiace objavené.[2][39]

Bohyňa Haumea je patrónka ostrova Havaj, na ktorom leží Observatórium Mauna Kea. Navyše býva stotožňovaná s Pāpā, bohyňou zeme[40] reprezentujúcej element kameňa, čo súčasne podporuje vhodnosť tohto mena. Predpokladá sa, že teleso sa skladá takmer výhradne z hornín, a na rozdiel od iných známych objektov Kuiperovho pásu je pokrytý len tenkým ľadovým plášťom.[2] Ďalším dôvodom návrhu mena bolo to, že Haumea je aj bohyňou plodnosti a zrodenia, ktorá má veľa detí. Tie vypučali z rôznych častí jej tela,[24][40] čo zodpovedá zhluku ľadových telies, ktorý sa pravdepodobne od materského telesa odtrhol pri nejakej dávnej kolízii. Astronómovia sa domnievajú, že obidva známe mesiace sa zrodili práve touto cestou, a preto boli pomenované podľa dvoch z mýtických dcér Haumey, HiʻiakaNamaka.[2][24]

Referencie[upraviť | upraviť zdroj]

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Haumea (plutoid) na českej Wikipédii.

  1. a b Dwarf Planets and their Systems [online]. [Cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  2. a b c d IAU names fifth dwarf planet Haumea [online]. IAU Press Release, 2008-09-17, [cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  3. Haumea (2003 EL61) Family [online]. Sol Company, [cit. 2009-01-29]. Dostupné online. (anglicky)
  4. MPEC 2006-X45 : DISTANT MINOR PLANETS (2006 DEC. 21.0 TT) [online]. Minor Planet Center, 2006-12-01, [cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  5. BROWN, Michael E.. The largest Kuiper belt objects [PDF]. California Institute of Technology. S. 7. Dostupné online. (anglicky)
  6. a b c RAGOZZINE, D.; BROWN, M. E.. Candidate Members and Age Estimate of the Family of Kuiper Belt Object 2003 EL61 [online]. . S. 2160–2167. Dostupné online. DOI:10.1086/522334
  7. Jet Propulsion Laboratory Small-Body Database Browser: 13 6108 Haumea 2003 EL61 [online]. Jet Propulsion Laboratory, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  8. a b c GRYGAR, Jiří. Žeň objevů 2005 (XL.) – díl B [online]. 2007-05-17. Dostupné online.
  9. HORIZONS Web-Interface [online]. Jet Propulsion Laboratory. Dostupné online. (anglicky)
  10. ROIG, David. Mean Motion Resonances in the Transneptunian Region Part II: The 1 : 2, 3 : 4, and Weaker Resonances [online]. 2001-03. S. 104–123. Dostupné online. DOI:10.1023/B:MOON.0000031929.19729.a1 (anglicky)
  11. M. E. Brown, C. A. Trujillo, D. L. Rabinowitz (december 2004). "Discovery of a candidate inner Oort cloud planetoid". The Astrophysical Journal 617 (1): strany: 645–649. DOI:10.1086/422095.
  12. RAGOZZINE, Darin; BROWN, Michael E.. Orbits and Masses of the Satellites of the Dwarf Planet Haumea = 2003 EL61 [online]. . S. 7. PDF preprint online Dostupné online. (anglicky)
  13. a b TICHÝ, Miloš. (136108) aneb 2003 EL61 aneb ragby s TNO [online]. 2007-04-09. Dostupné online.
  14. a b c BROŽ, Miroslav. Nebeský cestopis [online]. Český rozhlas Leonardo, 2008-12-28, [cit. 2009-01-23]. Kapitola Makemake a Haumea. Dostupné online.
  15. a b RABINOWITZ, K. M. Barkume, M. E. Brown et al. Photometric Observations Constraining the Size, Shape, and Albedo of 2003 EL61, a Rapidly Rotating, Pluto-Sized Object in the Kuiper Belt. The Astrophysical Journal, 10. marec 2006, roč. 639, čís. 2, s. 1238–1251. DOI10.1086/499575. Preprint online
  16. LACERDA, Pedro; JEWITT, David C.. Densities of Solar System Objects from Their Rotational Light Curves. The Astronomical Journal, 2007, roč. 133, čís. 4, s. 1393. DOI10.1086/511772. Preprint online
  17. STANSBERRY, J.; GRUNDY, W.; BROWN, M. E., et al. Physical Properties of Kuiper Belt and Centaur Objects: Constraints from Spitzer Space Telescope. University of Arizona Press: The Solar System beyond Neptune, apríl 2008, roč. 17. (anglicky) Preprint online
  18. LACERDA, Pedro; JEWITT, David; PEIXINHO, Nuno. High-Precision Photometry of Extreme KBO 2003 EL61 [online]. [Cit. 2009-01-12]. S. 1749–1756. Dostupné online. DOI:10.1088/0004-6256/135/5/1749 (anglicky)
  19. a b c d e f TRUJILLO, C. A.; BROWN, M. E., et al. The Surface of 2003 EL61 in the Near Infrared. The Astrophysical Journal, únor 2007, roč. 655, s. 1172–1178. DOI10.1086/509861. (anglicky) Preprint online
  20. Charon: An ice machine in the ultimate deep freeze [online]. Gemini Observatory, 2007-07-17, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  21. RABINOWITZ, D. L., et al. The Youthful Appearance of the 2003 EL61 Collisional Family [online]. 2008-04-17. Dostupné online. (anglicky)
  22. BROWN, M. E., et al. Direct measurement of the size of 2003 UB313 from the Hubble Space Telescope [pdf]. [Cit. 2009-01-12]. S. L61–L63. Dostupné online. DOI:10.1086/504843 (anglicky)
  23. TEGLER, S. C., et al. Optical Spectroscopy of the Large Kuiper Belt Objects 136472 (2005 FY9) and 136108 (2003 EL61) [online]. 2006-11-03. Dostupné online. (anglicky)
  24. a b c TICHÁ, Jana. Haumea – pátá trpasličí planeta pojmenována [online]. 20. september 2008, [cit. 2009-01-24]. Dostupné online.
  25. CHANG, Kenneth. Piecing Together the Clues of an Old Collision, Iceball by Iceball [online]. New York Times, 2007-03-20, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  26. BROWN, M. E., et al. Keck Observatory Laser Guide Star Adaptive Optics Discovery and Characterization of a Satellite to the Large Kuiper Belt Object 2003 EL61 [pdf]. 2005-09-02, [cit. 2009-01-12]. S. L45–L48. Dostupné online. DOI:10.1086/497641 (anglicky)
  27. a b BROWN, M. E.; DAM, M. A. van; BOUCHEZ, A. H., et al. Satellites of the largest Kuiper belt objects [pdf]. [Cit. 2009-01-12]. S. 43–46. Dostupné online. DOI:10.1086/501524 (anglicky)
  28. BARKUME, K. M.; BROWN, M. E.; SCHALLER, E. L.. Water Ice on the Satellite of Kuiper Belt Object 2003 EL61. The Astrophysical Journal, marec 2006, roč. 640, s. L87–L89. DOI10.1086/503159. (anglicky) Preprint online
  29. a b RAGOZZINE, D., et al. Orbits and Masses of the 2003 EL61 Satellite System [online]. AAS DPS conference 2008, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  30. [Cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  31. Encyclopedia of the Solar System [online]. Príprava vydania Lucy-Ann Adams McFadden et al.. 2., revidované vyd. Elsevier Science & Technology, 2006. S. 545. Dostupné online. ISBN 9780120885893. (anglicky)
  32. a b FABRYCKY, D. C., et al. Mutual Events of 2003 EL61 and its Inner Satellite [online]. AAS DPS conference 2008, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  33. BROWN, M. E.. Moon shadow Monday (fixed) [online]. Mike Brown's Planets, 2008-05-18, [cit. 2009-01-13]. Dostupné online. (anglicky)
  34. BROWN, M. E., et al. A collisional family of icy objects in the Kuiper belt. Nature, 19. január 2007, roč. 446, čís. 7133, s. 294–296. ISSN 0028-0836. DOI10.1038/nature05619. (anglicky)
  35. Keck Press Release. 2003 EL61: najbizarnejšie teleso Kuiperovho pása. Kozmos, 2007, roč. XXXVIII., čís. 2, s. 2–3. ISSN 0323-049X.
  36. LEVISON, H. F., A. Morbidelli, D. Vokrouhlický a  William F. Bottke On a Scattered Disc Origin for the 2003 EL61 Collisional Family—an Example of the Importance of Collisions in the Dynamics of Small Bodies. The Astronomical Journal, 14. apríl 2008, roč. 136, s. 1079–1088. DOI10.1088/0004-6256/136/3/1079. (anglicky)
  37. Santa et al. [online]. NASA Astrobiology Magazine, 2005-09-10, [cit. 2009-01-12]. Dostupné online.
  38. Naming of astronomical objects: Minor planets [online]. [Cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  39. BROWN, Michael E.. Dwarf planets: Haumea [online]. California Institute of Technology, rev. 2008-09-17, [cit. 2009-01-12]. Dostupné online. (anglicky)
  40. a b Robert D. Craig (2004). Handbook of Polynesian Mythology (in anglicky). ABC-CLIO. ISBN 1576078949.